Period Change of Eclipsing Binaries from the ASAS Catalog
本文对ASAS变星表中食双星的周期变化进行了初步的统计分析。对于每一个周期短于0.4天、亮度大于13.3 $mag$（V）的接触和半接触系统，在至少300个观测点上，我们发现了角速度$ω$及其时间导数$\frac{dω}{dt}$。根据我们的准确性，没有证据表明平均$\frac{dω}{dt}$与0不同。给出了所选恒星的光变曲线。
2006-07-10 astro-ph
Short term variability in Be stars and binaries in the Magellanic Clouds
我们用ESO/VLT的多目标光谱仪GIRAFFE观测了麦哲伦星云中的大样本B & Be星，分别为176颗和344颗。我们在不同的设置在不同的时期获得光谱。它使我们能够发现几个光谱双星与短期和中期。通过与CAMO数据库坐标的互相关，我们在样本中找到了350颗恒星的光变曲线。其中19颗（14颗新发现）是光度双星（5颗在大麦哲伦星云，14颗在小麦哲伦星云）。在这19个光度联星中，6个也是光谱联星（5个在大麦哲伦星云，1个在小麦哲伦星云），另外2个是Be星（2个在小麦哲伦星云）。所有这些双星的轨道周期都已确定。在我们的样本中，134颗Be星被观测到，对于这些恒星，我们寻找短期光度变化。我们在SMC的Be星中发现了13个光度变化幅度小于0.1等的短期天体（P $<$ 2.5d）。这种短期的变化往往叠加到长期的变化。
2006-02-07 astro-ph
Period changes in six contact binaries: WZ And, V803 Aql, DF Hya, PY Lyr, FZ Ori, and AH Tau
六个接触双星缺乏一个时期的分析已被选定为寻找存在的第三个机构。用最小二乘法分析了这些双星的O-C图。从我们的观察中获得了十个新的极小时间，包括在本研究中。首次采用光时间效应作为主要原因，对长期周期变化进行了详细的描述。第三个天体的轨道周期从49年到100年，选定的双星的离心率从0.0到0.56。在一种情况下（WZ和），还应用了第四体LITE变体。还计算了这些天体的质量函数和最小质量，并讨论了可能的角距和星等差，以便将来用干涉法发现这些天体。
2008-11-05 astro-ph
On the spin-up of neutron stars to millisecond pulsars in long-period binaries
研究了长周期双星（周期大于200 d）中中子星的吸积效率。利用α-盘模型，考虑到中心吸积光源对吸积盘的照射效应，我们导出了占空比和吸积效率的显式表达式，并给出了它们与双星系统参数和盘不稳定极限环的关系。我们表明，没有毫秒双星在宽的双星与圆形轨道和周期长于约200天，可以理解为光盘不稳定的后果，如果两个随后的爆发之间的静止阶段的持续时间是至少几十年。
2000-11-22 astro-ph
Eclipsing Binaries in the OGLE Variable Star Catalog.III. Long-Period Contact Systems
分析了OGLE项目在巴德窗口发现的轨道周期大于一天并具有可用颜色和光变曲线数据的接触双星样本。它只包括32个系统，与之前分析的388个周期较短的WUMa型系统相比。大多数系统都非常遥远，可能位于银河系凸出部附近或内部。在样本中发现了两组接触双星：（1）WUMa型序列的延续，延伸到1.3 - 1.5天的轨道周期，但在这个周期范围内急剧结束;（2）一组不均匀的罕见系统，具有长达26天的长周期，都是红色和相对较浅的食。虽然第一组的系统具有典型WUMA型系统的大部分特征（除了它们平均更亮、更遥远，因此更红），但长周期系统似乎并不形成早期接触双星的延伸，而是可能由晚期类型的物体组成，包括潮汐扭曲的红巨星和看不见的伴星。
1997-11-26 astro-ph
Timing the Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in Low-mass X-ray Binaries
我描述了一种新的技术，我们一直在使用在过去的几年中，以获得精确的测量的频率分离的kHz QPO在一些低质量X射线双星。我展示了这种技术（我们称之为“移位和相加”）是如何工作的，并展示了我们使用它获得的一些结果。
2000-06-19 astro-ph
Radial Velocity Variable sdO/Bs from SPY - Preliminary Orbits of Three New Short Period Binaries
我们提出了新的结果，从后续的时间分辨光谱的径向速度可变热亚矮星的SPY项目。在ESO NTT处获取中分辨率光谱。给出了三个单线sdO/B双星的初步轨道解。所有双星的轨道周期都很短，伴星很可能是白矮星或主序星晚期。后续的时间分辨光谱是必要的，以测量轨道参数的精度更高。光变曲线应采取为了寻找反射效果和/或日食。
2008-04-08 astro-ph
Eclipsing binaries in the MACHO database: New periods and classifications for 3031 systems in the Large Magellanic Cloud
双星系统提供了一个独特的机会，以确定基本的物理参数的恒星使用的几何约束系统。在这里，我们提出了一个重新分析的公共可用的双色观测约6800颗恒星的大麦云，获得了1992年和2000年之间的项目，并归类为食变星。其中，不到一半是真正的食双星。我们使用相位光变曲线的傅立叶参数确定了新的周期，并对总共3031颗恒星进行了分类。周期分布明显是双峰式的，反映了更大质量的蓝色主序星和低质量的红巨星的分离。后者类似于接触双星，并服从周期光度关系。利用进化模型，我们确定了前景恒星。所提出的数据库已被清除的文物和错误分类的变量，从而允许搜索拱点运动，第三组件，脉动星的双星系统和长期变化的时间尺度为几年。
2007-03-07 astro-ph
Creating ultra-compact binaries in globular clusters through stable mass transfer
一个稍微演化的恒星开始向中子星进行质量转移的双星，在磁制动的影响下，可以朝着超短轨道周期演化。这被称为磁捕获。我们详细调查的初始轨道周期和初始施主质量二进制演化周期小于30-40分钟内的哈勃时间。我们表明，只有小范围的初始周期和质量导致超短周期，并且对于那些只有很小的时间间隔是在超短周期。因此，在任何时候，只有非常小的一部分X射线双星在超短周期内被观测到。如果球状星团中13个明亮的X射线源中有2到6个具有超短周期，就像最近的观测所表明的那样，它们的形成不能用磁捕获模型来解释。
2004-11-09 astro-ph
Cyclic Period Changes in Close Binaries: A Light Travel Time Effect or a Symptom of Magnetic Activity?
在许多类的密近双星中都观察到了数年到数十年的周期变化。对这些周期性变化的一个常见解释是，一个看不见的第三个天体对密近双星的引力影响。看不见的第三个物体的影响必须是严格周期性的，并不是所有这些观察到的周期变化都符合这个预测。道格拉斯·霍尔（Douglas Hall）在大约20年前就注意到，具有周期变化的大陵五双星总是有一颗对流的、快速旋转的二级恒星。这颗二级恒星有一个强大的磁力发电机的种子，并建议磁场活动是观测到的循环周期变化的原因。在本文中，我将审查的观测证据的磁循环驱动所观察到的循环周期的变化。我也将讨论现有的理论框架，以解释磁周期如何改变密近双星的轨道周期。最后，我将讨论一个正在进行的观测工作，以测试预测的磁活动周期变化的连接。
2004-08-10 astro-ph
Creating ultra-compact binaries through stable mass transfer
一个稍微演化的恒星开始向中子星进行质量转移的双星，在磁制动的影响下，可以朝着超短轨道周期演化。这被称为磁捕获。我们详细调查的初始轨道周期和初始施主质量二进制演化周期小于30-40分钟内的哈勃时间。我们表明，只有小范围的初始周期和质量导致超短周期，并且对于那些只有很小的时间间隔是在超短周期。因此，在任何时候，只有非常小的一部分X射线双星在超短周期内被观测到。如果球状星团中13个明亮的X射线源中有2到6个具有超短周期，就像最近的观测所表明的那样，它们的形成不能用磁捕获模型来解释。
2004-11-26 astro-ph
Distortion of secondaries in semi-detached binaries and the cataclysmic variable period minimum
基于SPH模拟，我们量化了由于潮汐力和旋转力对半分离双星多变秒数的几何畸变效应。主要效应是多变星的膨胀，对半径的影响为$\sim$ 5%-12%，取决于多变指数和质量比。我们将这种扭曲效应应用于激变变系统中秒数的长期演化。我们专注于低于2- 3 h周期间隙的系统，并接近最小周期。我们发现一个显着增加的预测最小周期（$\sim$ 4%，如果在二次的热弛豫的变化近似考虑）。虽然有所改进，但效果不足以解决80 min时预测和观测最小周期之间的不匹配。
2002-05-02 astro-ph
The orbital period distribution of subdwarf B binaries
我们提出了一个为期3.5年的运动，以测量亚矮星B（sdB）星双星的轨道周期的结果。我们直接比较我们观察到的轨道周期分布预测使用二进制人口合成。到目前为止，我们的大多数系统似乎已经通过两个形成通道所讨论的韩等。（2003），即第一和第二公共包络喷射（CE）通道。在这一点上，由于我们的观测基线很长，我们开始探测到轨道周期很长的系统。这些可能来自一个完全不同的形成路径，第一个稳定的罗氏瓣溢流（RLOF）通道，其中第一个传质阶段是稳定的。这个通道预计将导致轨道周期在0.5至2000天之间的非常宽的双星的形成。
2003-10-17 astro-ph
Pre-main sequence spectroscopic binaries suitable for VLTI observations
恒星形成研究中的一个严重问题是，年轻恒星的质量几乎总是只能从演化轨迹中估计出来。由于不同团体公布的轨道不同，因此通常只能粗略估计年轻恒星的质量。因此，测试和校准轨道至关重要。到目前为止，只能对轨道进行几次测试。然而，通过VLTI，现在可以通过精确地确定许多年轻双星的质量来设置轨道上的约束。为了有效地使用VLTI，第一步是找到合适的目标，这是这项工作的目的。考虑到附近恒星形成区的距离，合适的VLTI目标是轨道周期至少在50天到几年之间的双星。虽然已经进行了一些测量来探测光谱双星，但迄今为止发现的大多数双星的周期太短。因此，我们调查了Chamaeleon，南冕，狼疮，天蝎座，rho蛇夫座恒星形成区，以寻找光谱双星的周期超过50天，这是适合VLTI观测。经过8年的观测，我们发现了8颗轨道周期超过50天的双星。在新发现的长周期双星中，CS Cha是为数不多的具有环双星盘的经典金牛座T星之一。调查限于质量高于0.1至0.2莫多的物体，为期1至8年。我们发现轨道周期小于3000天的双星的频率为20+/-5%。长周期和短周期主序前光谱双星的频率与太阳附近的恒星相同。目前已知的适合VLTI质量测定的年轻双星共有14颗。
2007-02-09 astro-ph
CV evolution: AM Her binaries and the period gap
AM她的变量-同步磁激变变量（CV）-表现出不同的周期分布从其他CV跨越周期间隙。我们表明，非AM Her系统可能会渗透到较长的周期结束的周期差距，如果他们是金属缺乏，但在轨道周期的间隙的位置和宽度是不敏感的其他二进制参数（除了正常化的制动率）。在AM Her双星中，来自次级恒星的风可能被困在白矮星主星的磁层内，从而减少了磁制动。当白矮星的偶极磁矩增加时，这种减少的制动填补了短周期末端的周期间隙。这些模型与观测到的CV分布（包括AM Her和非AM Her类型）的一致性提供了令人信服的证据，支持磁制动作为长周期CV之间角动量损失的代理人，以及其中断作为对长周期CV之间2 - 3小时周期间隙的解释。
2002-04-19 astro-ph
Spectroscopic Binaries in Globular Clusters. II. A Search for Long-Period Binaries in M22
一个包含383颗球状星团M22中红巨星径向速度的星表是根据文献和1972年至1994年间积累的新观测资料编制的。这22年的基线是所有球状星团恒星样本中最长的。使用333重复速度为109个集群成员，我们已经进行了一个搜索的光谱双星的周期范围在0.2 - 40年，质量比在0.1和1.0之间。虽然这些演化恒星的速度显示了大气运动的明显证据，但没有令人信服地发现任何恒星的速度变化大于7 km/s。通过比较观测到的速度变化，发现在一系列的蒙特卡罗模拟，我们估计集群的二进制分数为X = 0.01（圆形轨道）和X = 0.03（热轨道）。这些结果将与附近具有类似质量比和周期的太阳型恒星的X = 0.12的相应双星分数进行比较。我们推测，无论是相对丰度的短周期和长周期的二进制的球状星团和测量的二进制分数的大的差异，具有高的二进制电离率的集群（M22，欧米茄Cen）相比，那些具有低电离率的集群（M71，M4，NGC 3201）点的频率周期分布中，软二进制已被破坏的恒星相遇。最后，我们注意到，在我们的调查中，没有三个CH星显示速度变化的证据，这是在形成鲜明对比的领域CH星，几乎所有的双星。我们认为，M22中的双星，具有类似于场CH星的结合能，不太可能被恒星碰撞破坏，并建议CH星簇是正常的红巨星，位于簇金属丰度的富碳尾部
1996-05-02 astro-ph
Ultra-Short Period Double-Degenerate Binaries
本文综述了ROSAT源RX J1914.4+2456和RX J0806.3+1527的观测现状，以及它们是超短周期（<10分钟）双星系统的证据。我们认为，一个中间的极地解释可以排除，他们确实是紧凑的双星与退化的次级，并在X射线和光学周期是轨道周期。白矮星主星是首选，但不能排除中子星。我们研究的能力，目前的三个双退化模型（极地，直接吸积和电星），以考虑这些系统的观测特性。所有的模型在观测的某些方面都有困难，但目前没有一个可以有信心地排除。电星模型提供了最好的描述，但这一阶段的寿命需要进一步研究。这些超短周期双星将是LISA带通中的强引力波发射体，并且由于它们已知的源特性，将是引力波研究的重要早期目标。
2003-02-12 astro-ph
The bifurcation periods in low-mass X-ray binaries: the effect of magnetic braking and mass loss
低质量X射线双星的分叉周期是初始轨道周期，它将收敛系统（随着轨道周期的减小而演化，直到施主星退化）和发散系统（随着轨道周期的增加而演化，直到施主星失去其包层，形成一个宽的分离双星）的形成分开。本文系统地计算了1.4 M_ \sun中子星和0.5- 2 M_ \sun施主星组成的双星系统的分岔周期，并考虑了不同的磁制动和质量损失机制。结果表明，饱和磁制动能显著降低分岔周期，而质量损失机制对分岔周期的影响很小.我们还发展了一种计算分岔周期的半解析方法，其结果与数值方法在前一阶的结果吻合得很好。
2008-10-15 astro-ph
A Model for Twin Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in Neutron Star Low-Mass X-Ray Binaries
本文对中子星低质量X射线双星中的双千赫兹准周期振荡现象给出了一个合理的解释。我们确定了上kHz QPO频率为旋转频率，下kHz QPO频率为吸积盘内边缘的环形振荡的固定扭结模式。考虑到中子星磁场和盘之间的相互作用，该模型自然地将双QPO频率与恒星的自旋频率联系起来。我们已经将该模型应用到四个X射线源与kHz QPO同时检测和已知的自旋频率。
2005-10-31 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations: Extension of the Two-QPO Diagram of X-Ray Binaries, and a new kind of DNO
本文给出了17个同时具有矮新星振荡（DNOs）和准周期振荡（QPOs）的激变变星的例子。这些形成了X射线双QPO相关性到低三个数量级的频率的扩展。我们提请注意存在的第二种类型的DNO的CV，这可能是由磁通道吸积到白矮星。
2003-01-10 astro-ph
Indications of a Large Fraction of Spectroscopic Binaries Among Nuclei of Planetary Nebulae
先前的工作表明，大约10%的行星状星云核（PNNi）是光度可变的短周期双星，周期为几小时到几天。这些系统很可能起源于最初更宽的二进制中的共同包络（CE）相互作用。人口合成研究表明，这些非常接近的对可能是一个更大的后CE二元人口的短周期尾巴，周期长达几个月。我们已经开始了一个径向速度（RV）调查PNNi与WIYN 3.5米望远镜和水螅摄谱仪，这是为了发现这些中期双星。我们目前的初步结果显示，10个11个观察良好的PNNi具有可变的RV，这表明一个显着的二进制人口可能存在。然而，还需要进一步的观测，因为我们还不能用确定的轨道周期来拟合我们的稀疏测量，而且因为RV的某些变化可能是由于我们的一些PNNi的恒星风的变化。
2003-12-16 astro-ph
Eclipsing binaries in the LMC: a wealth of data for astrophysical tests
我们已经分析了6833变星在大麦云云，列为食双星的公开可获得的观测。在发现样本中有很大一部分被错误分类后，我们重新确定了所有恒星的周期和变率类别，产生了3031个食双星的干净样本。我们已经研究了它们在周期-颜色-光度空间中的分布，例如，它被用来为每个物体分配前景概率，并为选定类型的食星建立新的周期-光度关系。我们发现LMC双星的轨道周期分布与SMC和银河系的轨道周期分布非常相似。我们还用O-C方法测定了每颗恒星的周期变化率，发现了约40颗具有拱点运动的食双星，45个具有周期变化的系统和约80颗具有抛物线O-C图的恒星。在一些物体中，我们发现了逐渐的振幅变化，这可以用系统中扰动的第三体引起的轨道倾角变化来解释。
2006-11-21 astro-ph
Photometric Variability of Be/X-ray-Pulsar Binaries in the SMC
我们利用OHMO和OGLE-Ⅱ数据研究了十个SMC Be/X射线谱仪的光度变化。对于其中的一些系统，我们发现了周期性的行为，包括轨道爆发和/或非径向脉动（NRP）的Be星。对于另一些，我们无法确定任何明确的光度周期性，尽管它们的长期光变曲线显示出显着的结构。我们提出了周期图，相位色散最小化（PDM）的方差，折叠光变曲线的系统表现出周期性的光度变化。
2006-05-16 astro-ph
Warped accretion discs and the long periods in X-ray binaries
进动吸积盘长期以来一直被认为是解释长期观察到的各种X射线双星，最显着的Her X-1/HZ Her。我们表明，光盘的辐射反作用力从照明的中心源的反应不稳定，可能会导致光盘倾斜出轨道平面和进动的东西一样，所需的方式。岁差和光盘倾斜率获得的系统参数的现实值相比，有利的X射线二进制与长周期的数据的已知机构。我们探索其他可能类型的行为，而不是稳定的旋进盘，可能是观察到的系统中有一些不同的参数。在高亮度下，内盘倾斜超过90度，即它与通常的方向相反地旋转，这可以解释诸如4U 1626-67的系统中的扭矩反转。
1998-11-03 astro-ph
Finding Periods in High Mass X-Ray Binaries
这是一个呼吁业余天文学家谁拥有的设备和经验，以产生高质量的测光，以促进一个计划，寻找周期的光学光变曲线的高质量X射线双星（HMXB）。HMXB是一种双星，其中较轻的恒星是中子星或黑洞，而质量较大的恒星是O型超巨星或Be型主序星。物质从普通恒星转移到致密物体，当吸积气体的引力能量转化为光时，产生X射线。HMXB非常明亮，许多亮度超过10等，因此对于经验丰富的业余天文学家来说，使用具有测光能力的CCD设备以及几乎任何尺寸的望远镜都是完美的目标。
2007-02-09 astro-ph
The MHD Alfven wave oscillation model of kHz Quasi Periodic Oscillations of Accreting X-ray Binaries
我们将低质量X射线双星（LMXB）X射线谱的双千赫准周期振荡（KHz QPO）解释为在吸积物质的不同质量密度区域中在优选半径处的MHD Alfven波振荡，且KHz QPO频率的上限与开普勒频率一致。该模型的结论是，kHz QPO频率与优选半径成反比，并且上频率（$\nt$）和下频率（$\no$）之间的理论关系是$\no \sim \nt^{2}$，这与实测经验关系相似。如果较低kHz QPO频率大于（小于）$\sim$ 400 Hz，则双频率之间的间隔随着kHz QPO频率的增加而减小（增加）。
2004-05-18 astro-ph
Study on Correlations between the Twin Kilohertz Quasi-periodic Oscillations in Low-mass X-ray Binaries
分析了中子星低质量X射线双星中双千赫兹准周期振荡的最新数据。分别对4个Z源（GX 17+2、GX 340+0、GX 5-1和Sco X-1）和4个Atoll源（4U 0614+09、4U 1608-52、4U 1636-53和4U 1728-34）的数据点进行幂律拟合$ν_{1}=a(ν_{2}/1000)^{b}$和线性拟合$ν_{2}=Aν_{1}+B$。$χ^{2}$检验表明，幂律相关和线性相关都能很好地拟合数据。此外，kHz QPO的数据和理论模型之间的比较进行了讨论。
2007-04-05 astro-ph
Implications of kHz Quasi-Periodic Brightness Oscillations in X--Ray Binaries for Neutron Star Structure
低质量X射线双星（LMXB）中的千赫准周期振荡（QPO）可以代表吸积中子星周围最内层开普勒轨道的轨道频率。最近，人们试图通过确定观测到的最高QPO频率与广义相对论给出的边缘稳定轨道上的开普勒频率，来推导出对中子星质量和状态方程的约束。这些估计要么忽略了中子星自转的影响，要么使用了广义相对论中对自转的近似处理。我们重新推导出这些限制使用一个完全广义相对论的形式主义，包括快速旋转的效果。我们还提出了相应的情况下，最内层的稳定轨道接触恒星表面的约束。
1999-02-07 astro-ph
Eclipsing Binaries in the OGLE Variable Star Catalogs.V. Long-Period Beta Lyrae-type Systems in the Small Magellanic Cloud and the PLC-beta Relation
由SMC OGLE-II项目发现的38颗长周期（P>10天）明显接触双星似乎是天琴座β型系统，其冷分量的椭球变化在系统光变化和总光度的食效应中占主导地位。一个新的周期-光度-颜色（PLC）关系已经为这些系统建立;我们称之为PLC-β关系，以区别于造父变星关系。基于（B-V）0或（V-I）0颜色指数的两种版本的PLC-β关系已经为33个系统进行了校准，其中（V-I）0>0.25，跨越11至181天的轨道周期范围。在-3<M_V<+1范围内，这些关系式可提供最大亮度绝对星等的估计，精确度可达ε M_V~0.35等。就它们在SMC中的数量而言，长周期的天琴座β型双星比造父变星少50倍。尽管如此，它们巨大的光度加上连续的光变化使得这些双星很容易在附近的星系中被发现，因此PLC-beta关系可以提供一个辅助的和完全独立的方法来确定附近富含大质量恒星的恒星系统的距离。本文所分析的SMC中的长周期Beta Lyrics系统的样本是目前已知的最好定义的和统一的此类双星序列。
2000-06-16 astro-ph
Strong-field general relativity and quasi-periodic oscillations in x-ray binaries
最近在几个含有中子星的X射线双星中发现了频率接近1000 Hz的准周期振荡。两个源显示QPO频率和源计数率之间没有相关性（Berger et al. 1996，Zhang et al. 1996）。我们认为QPO频率是由强引力场中广义相对论预言的边缘稳定轨道附近的开普勒轨道频率决定的（Muchotrzeb-Czerny 1986，Paczynski 1987，Kluzniak et al. 1990）。从4U 1636-536观测到的QPO频率意味着中子星的质量是2.02 +/- 0.12太阳质量。从4U 1636-536（Waki等，1984）观测到的4.1 keV吸收线被解释为Fe XXV离子，这意味着中子星的半径为9.6 +/-0.6 km。
1997-01-16 astro-ph
Kinematics of the chromospherically active binaries and evidence of an orbital period decrease in binary evolution
本文研究了237颗色球活动双星的动力学性质。样品是异质的，从F到M光谱型主序星到G和K巨星和超巨星，具有不同的轨道和不同的物理成分。计算的$U$、$V$、$W$空间速度表明样品在速度空间中也是不均匀的。也就是说，在未演化的主序星和包含巨星和次巨星的演化双星中，都存在运动学上较年轻和较老的系统。为了研究双星演化的观测线索，将根据运动群的运动学准则形成的运动学上年轻的（0.95 Gyr）子样本（N=95）与样本（3.86 Gyr）的其余样本（N=142）进行了比较。比较年轻和较老的子样本的轨道周期直方图，发现了支持Demircan（1999）发现的证据，即CAB双星失去质量（和角动量）并朝着更短的轨道周期演化。质量损失的证据在总质量（$M_{h}+M_{c}$）的直方图上很明显，在较新的（仅N=53个系统可用）和较旧的子样本（仅N=66个系统可用）之间进行了比较。在双星演化过程中轨道周期的减少被发现清楚地表明，在子样本中发现的6.69，5.19，和3.02 Gyr的运动学年龄根据$logP\leq0.8$，$0.8<logP\leq1.7$，和$1.7<logP\leq3$在较老的子样本中的双星的周期范围。
2004-04-10 astro-ph
On the precession of accretion discs in X-ray binaries
本文将最近关于密近双星吸积盘节进的结果应用于某些X射线双星系统的吸积盘。给出了引潮力进动周期与双星轨道周期的比值，以及气态开普勒圆盘刚性进动所需的条件。因此，最小的岁差周期，可以支持一个流体开普勒磁盘的确定。得出的结论是，近刚体进动的倾斜吸积盘可以发生，一般再现观测推断的进动周期，合理的系统参数。特别是在SS 433、Her X-1、LMC X-4和SMC X-1中的长周期可以用潮汐模型拟合。还发现，岁差周期，已初步提出的天鹅座X-2不能容纳的潮汐旋进盘模型的任何现实的系统参数的选择。
1998-06-26 astro-ph
Bardeen-Petterson Effect and Quasi-Periodic Oscillations in X-Ray Binaries
快速旋转的致密天体周围的巴丁-彼得森效应会使倾斜的吸积盘翘曲到旋转天体的赤道面。粘滞力导致吸积流分成两个不同的区域--内部对齐的吸积盘和外部倾斜的吸积盘。这两者之间的过渡发生在一个特征半径，这取决于质量和角动量的中心对象，并可能对吸积率通过磁盘。我们建议，吸积材料通过过渡区可能会产生准周期的亮度振荡（QPO），如已观察到的X射线双星的数量。我们表明，这种效应可能存在于黑洞X射线二进制GRO J1655-40。我们还认为，该模型预测的QPO频率范围是一致的观察到的QPO频率在黑洞和中子星低质量X射线双星。
2001-01-17 astro-ph
X-ray and optical periodicities in X-ray binaries. I.A0535+26
本文分析了Be/X射线双星A 0535 +26 = V 725 Tau的UBV测光（1983 ~ 1998年共354个数据点），寻找可能的周期成分。减去长期变化后，发现只有103天的周期分量仍然在功率谱中的V和B的颜色带。这种峰值偶然出现的概率小于0.1%。在X射线期（111 d）没有光学变化的迹象。我们讨论了103天调制的可能原因，并建议它对应于拍频的轨道周期的中子星和岁差周期（~1400 d）无论是吸积盘周围的中子星或周围的Be星的翘曲的递减盘。
2001-12-04 astro-ph
Energy spectra of X-ray quasi-periodic oscillations in accreting black hole binaries
研究了黑洞X射线双星中X射线准周期振荡的能量依赖性。我们分析RXTE数据的低频和高频QPO。我们构建的低f QPO能谱，并证明它们不包含热盘组件，即使后者是存在于时间平均光谱。因此，圆盘似乎没有参与振荡。此外，QPO谱比时间平均谱更硬，当后者是软的时，这可以被建模为热等离子体中发生的调制的结果。当时间平均谱硬时，QPO谱比时间平均谱软。在QPO光谱中没有圆盘成分也适用于在黑洞双星中观察到的高频（百赫兹）QPO。我们计算的QPO光谱预期从模型的磁盘共振。
2006-11-06 astro-ph
Tertiary companions to close spectroscopic binaries
我们调查了165个太阳型光谱双星（SB）的样本，周期从1到30天的高阶多重性。用NACO自适应光学系统对62个目标进行了观测，发现了13个新的第三类伴星。另外12个新的宽伴星（5个仍在试验中）是从2MASS巡天中检索到的。我们的双星系统属于161个恒星系统，其中64个是三重的，11个是四重的，7个是五重的。在对不完全检测进行校正后，具有额外同伴的SB的分数为63% ± 5%。我们发现，这部分是一个强大的功能的SB期间P，达到96%的P <3d and dropping to 36% for P>12天。含和不含第三类物质的SB的周期分布有显著差异，但它们的质量比分布相同。新的统计数据表明，他们的周期和质量比的密切SBs的多样性建立非常早，但在三倍的SBs的周期进一步缩短角动量交换与同伴。
2006-01-23 astro-ph
Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in Low-Mass X-Ray Binaries - a Review
本文综述了美国国家航空航天局（NASA）的罗西X射线计时探测器（Rossi Timing Explorer）最近发现的低质量X射线双星中的千赫兹准周期振荡。它包含两个表，是最新的1997年10月1日与所有kHz QPO现象的信息，迄今为止报告。在最直接的解释中，kHz QPO提供了对低质量X射线双星中中子星毫秒级自旋速率的直接估计，以及对吸积盘内缘开普勒频率的直接估计。如果是这样的话，吸积盘必须几乎穿透到这些中子星的势阱底部。kHz QPO直接限制了这些中子星的质量和半径，从而限制了高密度物质的状态方程，并可能允许检测主要的强场广义相对论效应，如最内层稳定轨道的存在和框架拖曳。
1997-10-01 astro-ph
Periodicities in X-ray Binaries from Swift/BAT Observations
Swift上的突发警报望远镜（BAT）已经积累了能量范围为14至200 keV的265个源（不包括GRB）的广泛光变曲线。我们在这里提出一个总结搜索周期调制的通量从X射线二进制。我们的成果包括：确定了IGR J 16418 -4532和IGR J 16320 -4751的轨道周期;发现了4U 2206+54的9.6天周期消失;发现了共生X射线双星4U 1954+31的5小时周期，这可能是迄今发现的最慢的中子星旋转周期;以及在超巨星系统1E1145.1 -6141中探测到耀斑，这些耀斑发生在近星点和近星点，振幅几乎相等。我们比较技术的加权功率谱中的数据点，并提出了一种方法相关的半加权平均值，不同于传统的加权，以及在很宽的范围内的源亮度。
2007-03-12 astro-ph
Interferometry and the study of binaries
为了确定双星的参数（质量、轨道周期），需要测量倾角，这最好是通过目视轨道来确定。下一代干涉仪可以提供大量双星的可见轨道。然后，我们可以研究双星诞生的参数，以及这些参数如何演变，从而了解银河系双星的人口。通过仔细选择用于研究进化过程的双星，可以迅速获得结果。要完全了解双星诞生时的性质，需要一个大型的专门计划，最好是限于一次质量大于0.8 Msun、轨道周期小于50年的光谱双星。
2004-12-20 astro-ph
Automated analysis of eclipsing binary lightcurves with EBAS. II. Statistical analysis of OGLE LMC eclipsing binaries
在本系列的第一篇论文中，我们介绍了EBAS，一种新的全自动算法，用于分析食双星的光变曲线，基于EBOP代码。在这里，我们应用新的算法，在OGLE LMC测光调查中发现的2580个双星的整个样本，并得出1931年系统的轨道要素。为了获得LMC的短周期双星的统计特性，我们构造了一个定义良好的子样本的938个食双星与主序星B型原色。在对观测选择效应进行修正后，我们得到了短周期双星的两个分量的分半径及其和的分布、亮度比和周期。有些令人惊讶的是，结果与2至10天之间log P的平坦分布一致。我们还估计在大麦哲伦星系中具有相同特征的双星总数，而不仅仅是食双星，大约有5000个。这个数字使我们认为，大麦哲伦星云中0.7%+-0.4%的主序星B型星是在周期短于10天的双星中发现的。这一频率远小于对B星进行的小型银河系径向速度巡天所发现的双星。另一方面，通过HST测光搜索发现的47 Tuc的主序晚期恒星的双星频率仅略高，并且仍然与我们推断的LMC中B星的频率一致。
2006-01-10 astro-ph
Constraining Brans-Dicke Gravity with Millisecond Pulsars in Ultracompact Binaries
最近用罗西X射线计时探测器发现的超紧双星中的五个吸积毫秒X射线双星为限制由布兰-迪克参数omega_BD描述的与广义相对论的偏差提供了极好的候选者。我计算这些双星的轨道周期的预期变化率，并讨论了约束omega_BD的值是一个数量级大于目前的限制的前景。最后，我展示了如何测量的轨道周期导数在超紧双星可以用来把它们的轨道倾角的下限。
2005-01-12 astro-ph
Were most Low Mass X ray Binaries born in Globular Clusters?
我们总结了低质量X射线双星（LMXB）长期演化的现状，并仔细研究了LMXB和双星毫秒双星（MSP）的轨道周期分布，假设后者是LMXB演化的结果。周期间隙以下的系统缺陷（在灾变双星中发生在~ 2和3小时之间）表明LMXBs的长期演化与包含白矮星致密天体的对应物非常不同。几个超短周期的LMXB（其中一些也是X射线毫秒双星）的存在，在0.1和1天之间的周期的二进制MSP的重要部分，周期（26和32小时）的两个“相互作用”的球状星团中的MSP是周期分布中的其他部分。我们认为这些特点的可能的解释，并指出，Grindlay的旧的建议，所有（大多数）LMXB领域最初诞生于球状星团必须仔细重新考虑。
2006-12-21 astro-ph
Millisecond Pulsar Searches and Double Neutron Star Binaries
本文提出了一种统一的搜索策略，它可以用来搜索具有~太阳质量伴星（包括双中子星双星中的中子星伴星）的毫秒双星，这种伴星既可以是周期很短的双星，也可以是周期很长的双星，可以作为加速搜索的目标，并可以弥补这两种极端情况之间的差距。在所有情况下，轨道都假定为圆形。应用程序的搜索类似PSR J 0737 -3039的二进制搜索。最有可能出现更多DNSB的候选者是弱磁化的中子星，它们的自转速度只有中等，就像J 0737 - 3039 A，周期通常超过15毫秒，尽管这个问题还没有解决。由于DNSB的MSP成分之间的相似性，以及大质量凝聚或核心坍缩球状星团特有的较长周期MSP人口，以及吸积驱动的自旋上升的不确定性，人们对DNSB形成的标准模型仍然存在疑问。
2004-05-06 astro-ph
The effect of stellar evolution upon Population II Contact Binaries in the Period-Color Relation. I. Equal-Mass, Marginal Contact Systems
场WUMA二进制观察一个众所周知的周期颜色关系，这样的系统包含更多的大质量恒星是蓝色的，有更长的轨道周期比那些系统具有较低的质量组件。然而，十年来人们已经知道，贫金属的W UMa太蓝，轨道周期太短，或者两者兼而有之。校正观测到的颜色，以减少波普II星大气层中的线覆盖，只是观测到的差异的一部分。正如其他人所建议的，以及Rucinski（2000）所指出的，Pop II星较小的半径和相应较短的轨道周期是造成剩余部分的原因。在本文中，我调查的影响，在周期色平面上的位置的演变。本文讨论了限制的情况下，等质量的组件与他们的内部罗氏瓣的临界接触，但应适用于更一般的情况下，恒星组件的相对大小与金属丰度的变化保持。计算出的金属丰度-年龄相关的周期-颜色关系基本上与Rucinski和Duerbeck（1997）在大多数研究的周期范围内对周期-颜色关系的经验修正一致。然而，随着恒星年龄的增加，我们的预测偏离的程度更大，因为它们的参数化不包括演化的影响。
2001-02-15 astro-ph
kHz Quasi Periodic Oscillations in Low Mass X-ray Binaries as Probes of General Relativity in the Strong Field Regime
我们考虑的一对kHz准周期振荡（QPO）的傅立叶光谱的两个低质量X射线双星，斯科X-1和4U 1608 -52，托管一个老的吸积中子星的解释。观察到的这些QPO的频率差随着其频率的增加而减小，与预测恒定频率差的简单拍频模型相反。我们表明，这些QPO的行为，而不是匹配的基频（在径向和方位角方向）的测试粒子运动的引力场的中子星，合理的恒星质量，几乎独立的恒星自旋。径向频率必须比方位角频率小得多，证明kHz QPO产生于最内层稳定轨道附近。这些结果不能通过广义相对论（GR）的后牛顿（PN）近似重现。来自X射线双星的kHz QPO可能为强场GR提供精确的实验室。
1998-12-07 astro-ph
An Observational Study of Tidal Synchronization in Solar-Type Binary Stars in the Open Clusters M35 and M34
本文给出了13个已知轨道周期（P）和偏心率（e）的近距离（a <5AU）单线光谱双星中太阳型主星的自转周期。所有的双星都是疏散星团M35（1.5亿年）和M34（2.5亿年）的成员。利用时间序列光谱学和时间序列测光法分别测定了双星的轨道参数和主星的自转周期。知识的年龄，轨道周期和偏心率的这些联星结合的旋转周期和质量的主要恒星使他们特别有趣的系统研究率的潮汐循环和同步。我们的13个双星样本包括6个轨道周期短于13天（a ~< 0.12 AU）的双星。这些双星中的恒星轨道足够接近，它们的自旋和轨道由于潮汐相互作用而朝着同步和圆化方向发展。我们通过比较主星的角旋转速度和主星与轨道运动同步（e=0）或伪同步（e>0）时所期望的角速度来研究每个双星的潮汐同步程度。在六颗最近的双星中，两颗圆轨道的双星并不同步，一颗是次同步的，一颗是超同步的，而两颗偏心轨道的双星中的主星旋转速度比伪同步慢。剩下的两个双星已经达到了圆形轨道和同步旋转的平衡态。作为一个集合，这六个双星为潮汐演化理论提供了一个具有挑战性的案例研究，特别是在这种封闭系统中无法预测次同步旋转。
2006-08-07 astro-ph
Mass loss and orbital period decrease in detached chromospherically active binaries
通过对114颗色球活动双星（CAB）的轨道角动量（OAM）、系统质量$(M=M_{1}+M_{2})$和轨道周期的长期演化研究，确定了按OAM仓设置的子样本的运动学年龄。OAM，全身质量和轨道周期被证明是减少的运动年龄。根据运动学年龄确定了OAM、全身质量和眶周的一级递减率分别为$\dot J = 3.48 \times 10^{-10} yr^{-1}$/全身OAM、$\dot M = 1.30 \times 10^{-10} yr^{-1}$/全身质量和$\dot P = 3.96\times 10^{-10} yr^{-1}$/眶周。$d \log J/ d \log M = 2.68$的比率，这是从本样本的运动学推导出来的，意味着必须有一种机制，与来自组件的假设各向同性风的各向同性角动量损失相比，该机制放大了角动量损失$\bar A = 2.68$倍。已经表明，从一个组件或两个组件的表面简单的各向同性质量损失将增加轨道周期。
2005-12-01 astro-ph
Photometric variability in the open cluster M67 I. Cluster members detected in X-rays
我们研究了老的疏散星团M67中X射线源光学对应物的光度变化。巨星系分支下方的两个令人困惑的双星都是变星：S1113的光度周期与轨道周期一致，S1063的变化周期要么比轨道周期长，要么不是周期性变化。光谱双星S999、S1070和S1077的光度和轨道周期相似。另一个新的周期变星是主序星S1112，不知道是双星。在WUMa系统S1282（AHCnc）的光度周期的增加与以前报道的趋势一致。我们探测到的八个变星中有六个是轨道周期为10天或更短的双星，并且光度周期和轨道周期相等。这证实了他们的X射线发射出现在潮汐锁定的磁活动恒星的日冕的解释。对于轨道周期超过40天的双星，没有发现任何变化;它们的X射线发射仍有待解释。
2001-12-07 astro-ph
Correlations in Quasi-Periodic Oscillation and Noise Frequencies Among Neutron-Star and Black-Hole X-ray Binaries
本文系统地研究了在非脉冲中子星和黑洞低质量X射线双星的功率谱中观测到的~0.1-1200 Hz准周期振荡和宽噪声成分。我们发现，在这些组件中，我们可以确定两个，发生在广泛的源类型和光度，其频率遵循紧密的相关性。这种相关性的变化性成分包括中子星千赫兹QPO和水平分支振荡，以及黑洞QPO和噪声成分。我们的研究结果表明，相同类型的变化可能会发生在两个中子星和黑洞系统在三个数量级的频率和相干性，变化很大，但系统。这一假设的证实将有力地约束这些现象的理论模型，并为理解其性质提供额外的线索。
1999-02-08 astro-ph
The redshift distribution of short gamma-ray bursts from dynamically formed neutron star binaries
短硬伽马射线暴（SHB）可能产生于引力波（GW）驱动的双中子星（DNS）系统的合并。DNS可能是“原始的”，也可能是在核心坍缩期间通过球状星团中的二元交换相互作用动态形成的。对于原始双星，形成和合并之间的时间延迟预计很短，τ ~0.1 Gyr，这意味着合并事件的红移分布应该遵循恒星形成的红移分布。我们在这里指出，对于动态形成的DNS，恒星形成和合并之间的时间延迟主要是由集群核心崩溃的时间，而不是由GW螺旋时间，产生的延迟可比的哈勃时间。我们得出的红移分布的合并事件的动态形成的DNS，并发现它显着不同，通常预期的原始二进制文件。观察到的红移分布的SHBs有利于动力学形成，虽然一个原始的起源不能排除由于可能的检测偏差。未来的红移观测的SHB可能允许确定它们是否占主导地位的原始或动态形成的DNS。
2006-04-24 astro-ph
Short term aperiodic variability of X-ray binaries: its origin and implications
本文简要介绍了吸积X射线双星非周期变率研究的最新进展，并概述了目前描述吸积源变率观测现象的最佳模型。然后，我集中在发光吸积中子星双星的情况下（在软/高光谱状态），在那里的变化的X射线发射源的研究使我们能够解决长期存在的问题，解开的贡献吸积盘和边界/扩散层组件的时间平均光谱的来源。所获得的边界层的光谱形状的知识，使我们能够作出估计的质量和半径的吸积中子星。
2008-09-25 astro-ph
Long Term Operation of LISA and Galactic Close White Dwarf Binaries
LISA波段的双星混淆噪声谱与观测周期和近距离白矮星双星的丰度密切相关。我们研究了已分辨的银河系CWDBs的数量随LISA运行周期的变化，发现当运行周期从1年增加到10年时，已分辨的数量通常会增加5倍。我们也做了类似的估计的数量CWDB的啁啾信号可以测量匹配滤波分析。
2002-02-20 astro-ph gr-qc
Gravitational Wave Emission by Cataclysmic Variables: numerical models of semi-detached binaries
引力波发射被认为是短周期激变双星演化的驱动力，这使得它们成为对广义相对论有效性的潜在检验。尽管不断完善的物理描述，10%的不匹配之间存在的理论最小周期（$P_{\rm turn} \simeq 70$ min）和短周期截止（$P_{\rm min} \simeq 80$ min）的周期分布中观察到的激变变星双星。这种不匹配的可能解释与罗氏模型的使用有关。在这里，我们提出了一个系统的比较自洽的，数值构造序列的流体静力学模型的双星和罗氏模型的半分离双星。在此基础上，我们还导出了激变变星双星的最小周期值。结果表明，Roche模型的计算结果与数值解的偏差最大为百分之几，是一个很好的模型。因此，我们的研究结果表明，角动量损失的其他来源或其他解释需要考虑，以证明不匹配。
2001-07-05 astro-ph gr-qc
Parameter estimation for Galactic binaries by LISA
计算了利用LISA方法从引力波中确定短周期双星$(10^{-4} {Hz} \lsim f\lsim 10^{-2} {Hz})$参数的精度。在我们的分析中，啁啾信号${\dot f}$作为一个新的拟合参数包括和依赖于观测周期或波频率的详细研究。对引力波天文学的影响也进行了定量讨论。
2002-04-29 astro-ph gr-qc
